Владимир Сурдин

«Астрономия. Век XXI». Глава из книги

История нашей Вселенной (М. Сажин, О. Сажина)

Теперь рассмотрим более подробно эволюцию Вселенной, отмечая ключевые эпохи ее развития. Космология за последние годы существенно продвинулась вперед, и хотя в истории ранней Вселенной по-прежнему остается много неясностей и «белых пятен», мы хотели бы изложить ряд общепринятых воззрений на устройство Вселенной. Это важно для понимания целей и методов космологии.

Вселенная расширяется — этот факт сегодня твердо установлен. Возникает вопрос: какой была Вселенная в прошлом? Из курса школьной физики мы знаем, что газ при расширении охлаждается, а при сжатии нагревается. Вещество Вселенной — по существу, тот же газ. Следовательно, в прошлом наша Вселенная была плотнее и значительно горячее. Как многие черты характера человека закладываются в раннем детстве, так и основные свойства нашей Вселенной были заложены на «младенческой стадии» ее развития. Начнем рассказ о Вселенной с самых ранних эпох и будем последовательно переходить от одной эпохи к другой.

В настоящее время общепризнанной считается так называемая теория «Большого взрыва», или теория рождения Вселенной из сингулярности. В классической космологии сингулярность означает бесконечно большую плотность, температуру и давление. Поэтому космологи понимают, что классическое описание этой стадии неприемлемо и в будущем обязательно сменится квантовым описанием, при котором все основные физические параметры хотя и велики, но конечны. Эти величины называются планковскими. Так, например, планковская температура составляет TPl = 1,3·1032 К. Начиная с планковского момента времени Вселенная начала расширяться, температура вещества — понижаться, и объем Вселенной — расти. Продолжительность этой стадии составляет несколько планковских времен tPl ~ 10–43 с. Наблюдательных свидетельств в пользу существования этой стадии нет; на ее наличие указывает теоретический анализ начальной стадии Большого взрыва. Что было до момента рождения Вселенной — можно только гадать. Как говорил академик Я. Б. Зельдович, «было время, когда времени не было».

Примерно через 10–42 с после рождения пространства-времени во Вселенной наступила инфляционная стадия. Термин «инфляция» пришел в космологию из экономики1. Как и в экономике, он обозначает быстрый рост масштабов, при котором скорость роста пропорциональна самой величине, то есть рост по экспоненциальному закону. Инфляционная стадия в космологии характеризуется предельно сильным отрицательным давлением, при котором меняются сами законы обычной теории гравитации. Вещество становится источником не притяжения, а отталкивания. Во время этой стадии объем Вселенной за очень короткое время увеличивается на много порядков величины; в некоторых вариантах теории — даже на порядки порядков, скажем, в 101010 раз. В результате вся современная Вселенная оказывается в одной причинно-связанной области. Ее кинетическая энергия расширения уравнивается с ее потенциальной энергией. Из-за действия сил отталкивания Вселенная «разгоняется» и приобретает большую кинетическую энергию, которую в дальнейшем мы и наблюдаем в виде хаббловского расширения по инерции. Важная особенность эпохи инфляции состоит в том, что области Вселенной, разделенные расстоянием больше размера горизонта частиц, эволюционируют независимо друг от друга. Как следствие, любой наблюдатель сможет видеть только те процессы, которые происходят внутри домена Вселенной с объемом, равным кубу размеров горизонта. Таким образом, в эпоху инфляции процессы, идущие внутри указанного домена, происходят независимо от процессов в соседних областях Вселенной. Расширение двух областей, разделенных расстоянием порядка горизонта, не приводит к проникновению одной области на «территорию» другой, к «пожиранию» одного домена другим. Расширение каждой области происходит строго внутри объема, допускаемого общей теорией относительности. Возникают неоднородности с масштабом больше размеров домена.

Исходя из свойств таких доменов, обладающих начальным радиусом, превышающим размер горизонта частиц, их можно рассматривать как отдельные вселенные. Подобно нашей Вселенной, они изотропны и однородны на больших масштабах. Совокупность всех мини-вселенных составляет так называемую «Мультиленную»2. Итак, нам следует различать три понятия — «Вселенная», «вселенная» и «Мультиленная». Вселенная (с заглавной буквы) — это область пространства-времени, принципиально доступная нашим наблюдениям сейчас или в будущем. Другими словами, все пространство-время, которое откроется наблюдателям с изменением размера горизонта частиц, — это и есть наша Вселенная. Точно так же определяются и другие вселенные, с той лишь разницей, что наблюдателями там являемся уже не мы. Мультиленная — это совокупность всех вселенных.

Идея инфляции оказалась на редкость плодотворной и породила множество модификаций теории. Теория инфляции была сформулирована многими способами — при сохранении условия экспоненциального расширения ранней Вселенной рассматривались различные виды потенциалов инфляционного поля.

Не все варианты этой теории удовлетворительно описывали эксперименты и наблюдения. Так, вариант теории инфляции, основанный на первой единой теории элементарных частиц (теории великого объединения), оказался неприемлемым. Однако астрономы и физики нередко предпочитают отказываться от пути, подсказанного развитием теории элементарных частиц, и предлагают свои модели, связанные только с космологией, не желая полностью отказываться от теории инфляции. Ведь эта теория, даже в простейшем своем варианте, позволила космологам объяснить неразрешимые в рамках стандартной фридмановской модели парадоксы, прежде всего — проблемы плоскостности и горизонта. Первая из них заключается в том, что геометрия Вселенной евклидова, на языке математиков — плоская. А ведь могла бы быть любая другая: сферическая, гиперболическая. В рамках теории гравитации геометрия пространства определяется плотностью материи и ее движением. Их сочетание могло бы быть любым. Почему же в нашей Вселенной оно именно такое, что мир плоский? Вторая проблема касается физических свойств материи вблизи космологического горизонта, например, температуры и плотности вещества и излучения в ранней Вселенной. Во всех направлениях на небе мы видим, что они практически одинаковы. Чтобы излучение от них добралось до нас, потребовалось почти все время жизни Вселенной, значит, между собой большинство из этих точек еще не успело обменяться информацией (например, точки, лежащие в диаметрально противоположных направлениях на небе). Как же тогда они достигли одинаковых физических условий?

Обе эти проблемы (а есть и другие!) ставят в тупик стандартную космологию, но решаются в рамках инфляционной модели.

Теория инфляции активно развивается. Сейчас лучше всего соответствует наблюдательным данным теория хаотической или вечной инфляции, предложенная А. Линде. Согласно этой теории, Мультиленная считается заполненной особым видом материи — скалярным полем. Точнее говоря, это даже не «материя» в обычном понимании этого слова, а «энергия», так называемая темная энергия, о которой речь пойдет ниже. Она обладает предельно большой плотностью и релятивистским отрицательным давлением (или, что то же самое, положительным натяжением). В различных частях Мультиленной происходят квантовые флуктуации этого скалярного поля, повышающие или понижающие его среднюю плотность.

Рассмотрим эволюцию одного такого домена Мультиленной с учетом растущих квантовых флуктуации скалярного поля. За время порядка параметра Хаббла ранней Мультиленной объем рассматриваемого домена вырастет в е3 ≈ 20 раз, и он окажется разделенным на 20 отдельных «субдоменов», в которых дальнейшая эволюция будет протекать уже независимо. Примерно в половине таких субдоменов знак флуктуации скалярного поля окажется равным знаку среднего изменения величины скалярного поля, и инфляция начнет уменьшаться. В оставшейся половине знак этих флуктуации окажется противоположным знаку среднего изменения, и в этих субдоменах инфляция продолжится. В следующий интервал времени порядка параметра Хаббла объем каждого субдомена, в котором инфляция продолжается, опять вырастет примерно в 20 раз. Скалярное поле примерно в 10 из них уменьшится по абсолютной величине, что в нашем рассмотрении означает прекращение инфляции, а в оставшихся 10 областях будет на прежнем уровне или даже увеличится. И так далее... В моделях с параметрами, максимально согласованными с имеющимся набором наблюдательных данных, объем Мультиленной, в котором постоянно идет инфляция, окажется больше, чем объем, в котором инфляция уже закончилась. Таким образом, этот процесс будет продолжаться вечно, порождая все больше и больше не связанных друг с другом вселенных. Наша Вселенная — одна из этой россыпи миров.

В доменах, где эпоха инфляция завершилась, возникает горячая плазма, состоящая из элементарных частиц, и начинается эволюция вселенной по законам, открытым А. А. Фридманом. Горизонт частиц, или размер причинно-связанной области, быстро стремится к постоянной величине.

На стадии инфляции из квантовых флуктуации скалярного поля рождаются возмущения плотности. Квантовые флуктуации, которые обычно проявляются только в микроскопических масштабах, в экспоненциально расширяющейся Вселенной быстро увеличивают свой размер и амплитуду и становятся космологически значимыми. Таким образом, можно сказать, что скопления галактик и сами галактики являются макроскопическими проявлениями квантовых флуктуации. При этом формируется спектр возмущений плотности, называемый спектром Харрисона—Зельдовича, или масштабно-инвариантным спектром возмущений (термин «масштабно-инвариантный» означает, что соответствующая величина изменяется пропорционально росту линейных размеров расширяющейся Вселенной).

Сразу после стадии инфляции в Мультиленной могут образовываться так называемые топологические дефекты пространства — нуль-мерные монополи, одномерные струны, двумерные доменные стенки и трехмерные текстуры. Образование таких структур связано с фазовыми переходами в вакууме. Мы не будем подробно останавливаться на этой теме, отметим только, что современные теоретические модели, в частности теория суперструн, с большой уверенностью предсказывают существование космических струн как наиболее вероятных из всех топологических дефектов; образование других топологических дефектов маловероятно.

Скалярное поле обладает большой плотностью потенциальной энергии, по современным оценкам она составляет 1078 г/см3. Состояние вещества с отрицательным давлением неустойчиво, так как его уравнение содержит моды с бесконечно возрастающими амплитудами. Это состояние должно перейти в обычное, с положительным или равным нулю давлением. Следовательно, инфляционная фаза развития вселенной довольно быстро кончается, после чего вся запасенная в скалярном поле потенциальная энергия выделяется при рождении частиц в виде их кинетической (тепловой) энергии.

Как мы уже говорили, скалярное поле не является материей в строгом смысле слова. Это «темная энергия», характеристика самого пространства. Представим себе некоего наблюдателя, следящего за инфляцией и дальнейшей эволюцией Вселенной как бы «со стороны», в сильно замедленном масштабе времени. На самом деле такого наблюдателя быть не может — ему просто негде разместиться, ибо не существует понятия «вне Мультиленной», она сама является «всем», задает и ограничивает пространство и время. Но если бы мы все же нашли для него место, он мог бы рассказать нам много интересного. Он увидел бы, как материя вдруг появилась «из ничего», но не в сингулярной точке, а в объеме некоторого шара, до которого в процессе инфляции успела раздуться Мультиленная.

Что было до эпохи инфляции — сказать трудно. Слишком много теоретических моделей существует на этот счет, и пока невозможно уверенно отдать предпочтение какой-либо одной. Можно только с определенностью сказать, что эта модель будет объединять в себе и квантовую физику, и теорию релятивистского гравитационного поля, подобно тому, как это делает теория суперструн, о которой речь пойдет дальше. Была ли действительно сингулярность как начало Большого взрыва? Правомочен ли вопрос о том, что было до Большого взрыва и что могло послужить его причиной? Для будущих исследований остается множество вопросов, впечатляющих своей фундаментальностью. Тем более, что современные физические теории уже начали уверенное наступление на эти рубежи. А пока только самому смелому воображению доступно представить себе сложнейшую топологию скрученного многомерного пространства зарождающейся Мультиленной!

Итак, после завершения инфляции в некоторых доменах Мультиленной появляется материя. А появившись, материя начинает развиваться по обычным законам Стандартной космологической модели А. А. Фридмана. Как эволюционирует материя дальше? Образуется высокотемпературная плазма, состоящая из элементарных частиц с энергией заведомо выше, чем 1000 ГэВ3. Ниже мы будем говорить об эволюции нашей части Мультиленной, нашей Вселенной.

Природа взаимодействий выше энергий 1000 ГэВ до сих пор далека от полного понимания. Здесь мы будем рассказывать о физических моделях, близких по идеям к теории великого объединения. Надо сразу сказать, что такой набор идей и моделей сейчас «вышел из моды». Многие физики говорят о более общей теории «всего на свете», теории суперструн. Рассматривается огромное количество многомерных моделей нашей Вселенной, как с маленькими, скрытыми (компактифицированными), так и с протяженными дополнительными измерениями (миры на бране). Другими словами, таких моделей ранней доинфляционной Вселенной много.

Хотя конкретные модели великого объединения, основанные на некоторых частных группах симметрии, и близкие к ним модели, скорее всего, не верны, многие идеи, разработанные лет 20 назад, содержат правильные и методологически важные элементы. В частности, они демонстрируют эффективный метод построения более полных теорий взаимодействий с помощью мощнейшего математического аппарата — теории групп. Среди существующих моделей взаимодействий есть такие, которые предсказывают появление тяжелых лептокварков — частиц, обладающих признаками лептонов и барионов. Считается, что они могут взаимодействовать между собой так, что не сохраняется барионное число, а это означает генерацию избытка вещества над антивеществом. Данную стадию эволюции Вселенной называют эпохой бариосинтеза. Ей соответствует энергия элементарных частиц Е ≈ 1015 ГэВ (в терминах температуры это T ≈ 1028 К).

Барионы — группа тяжелых элементарных частиц, включающая протоны и нейтроны. Барионное число (барионный заряд) — одна из характеристик барионов, равна +1 (и –1 у соответствующих античастиц). Алгебраическая сумма барионных зарядов сохраняется при всех взаимодействиях частиц.

Барионный заряд материи нашей Вселенной может так же генерироваться, когда температура плазмы падает до10 ТэВ. Эта стадия называется стадией бариогенеза. Согласно моделям великого объединения, между этими двумя эпохами лежала так называемая «пустыня взаимодействии»: это значит, что ничего интересного с точки зрения физики в эту эпоху расширения Вселенной не происходило.

Экспериментальные данные о характере взаимодействий при энергии 1 ТэВ и выше практически полностью отсутствуют. Существующие теоретические модели указывают на возможность генерации избытка материи над антиматерией, хотя ни в одном эксперименте до сих пор не наблюдалось несохранения барионного числа.

Примерно при той же характерной энергии E ≈ 100 ГэВ происходит электрослабый фазовый переход. До этого момента электромагнитные взаимодействия и слабые взаимодействия с участием нейтрино являются единым электрослабым взаимодействием. После фазового перехода переносчики электрослабого взаимодействия, W- и Z-бозоны, становятся массивными (т. е. приобретают массу покоя), и слабое взаимодействие становится «очень слабым» и короткодействующим, поскольку переносящие его бозоны обладают массой 100 ГэВ. В эту эпоху слабое и электромагнитное взаимодействия, прежде бывшие единым взаимодействием, расщепляются на обычное электромагнитное взаимодействие, основным квантом которого служит фотон, и слабое взаимодействие с участием нейтрино, основным квантом которого служит вион (т. е. бозоны W+, W и Z0).

Позже, примерно при энергии 300 МэВ (Т ≈ 1011 К), происходит конфайнмент кварков. Кварки — это элементарные частицы, из которых состоят протоны, нейтроны и некоторые другие частицы. В свободном состоянии в обычных условиях кварки существовать не могут. Это явление называется «невылетанием кварков», или конфайнментом. В свободном состоянии они могут существовать только в очень горячей плазме, температура которой (в энергетических единицах) превышает энергию покоя протона, т. е. Т > 1011 К. В ранней Вселенной температура была значительно больше этой величины, поэтому протонов и нейтронов не было, а существовал так называемый «кварковый суп». В результате расширения пространства температура падает, кварки начинают соединяться, образуя протоны и нейтроны. Подробнее об элементарных частицах, их взаимодействиях, а также о связи элементарных частиц и космологии читатель может узнать из замечательной книги Л. Б. Окуня «Физика элементарных частиц» (М.: Наука, 1988).

После эпохи образования протонов и нейтронов наибольший интерес представляет эпоха нуклеосинтеза, от 1 до 100 секунд с момента Большого взрыва. В этот период синтезируются легкие ядра с атомным весом менее 5, более тяжелые ядра синтезируются позже в звездах. Стадией нуклеосинтеза заканчивается эпоха ранней Вселенной. И весь этот насыщенный период ее эволюции укладывается всего лишь в первые 3 минуты с момента ее рождения. Именно поэтому знаменитая книга Стивена Вайнберга названа «Первые три минуты» (М., 1981).

Итак, история ранней Вселенной закончилась. Следующая эпоха, играющая важную роль в космологии, — эпоха доминирования темного вещества (оно же — скрытая масса). Природа его до сих пор неясна. В принципе возможны два вида темного вещества: HDM (Hot Dark Matter) — горячее темное вещество и CDM (Cold Dark Matter) — холодное темное вещество. Их различают по нескольким важным параметрам, но в основном по тому, что в космологических моделях с HDM получаются иные скорости галактик, чем в моделях с CDM. Различаются они также по минимальной массе объектов, которые первыми образуются во Вселенной. Говоря о HDM, чаще всего имеют в виду массивные нейтрино (т. е. нейтрино, обладающие ненулевой массой покоя), хотя носителями такой массы могут быть и другие частицы. В качестве CDM чаще всего называют гипотетические частицы аксионы.

В зависимости от вида темной материи и от параметров составляющих ее частиц эпоха доминирования темного вещества наступает при температуре около Т ≈ 105 К. Динамика расширения Вселенной определяется в основном этим веществом, потому что его плотность значительно превышает суммарную плотность всех остальных компонентов Вселенной. Начиная с этого момента растут малые возмущения плотности темного вещества, которые к нашему времени увеличиваются настолько, что, захватив барионное вещество, становятся галактиками.

Далее наступает эпоха рекомбинации водорода. До этого во Вселенной существует горячая плазма, состоящая из частиц темной материи, протонов, электронов, фотонов и некоторого количества легких ядер. В процессе рекомбинации протоны и электроны объединяются, образуя водород — самый распространенный элемент во Вселенной. В эпоху рекомбинации Вселенная становится прозрачной. Дело в том, что в плазме свет не распространяется свободно. Фотоны сталкиваются с электронами и протонами, рассеиваются, меняют направление движения и частоту. Другими словами, они «забывают» ту информацию, которую несли до столкновения. До рекомбинации вещество Вселенной было похоже на матовое стекло, сквозь которое не видны четкие картины. Как говорят астрономы, оптическая толща вещества была большой. Роль мутного стекла играла плазма.

В эпоху рекомбинации плазма исчезает, и вещество становиться прозрачным. Этот момент называют моментом последнего рассеяния. Температура эпохи, при которой происходит рекомбинация водорода, очень хорошо известна из лабораторных измерений: она лежит в интервале от 4500 до 3000 К. В эпоху рекомбинации масштабный фактор Вселенной был примерно в тысячу раз меньше, чем сейчас, а количество фотонов в несколько миллиардов раз превышало число барионов. Впрочем, это и сейчас так: количество фотонов и барионов почти не изменилось с той эпохи. Со всех направлений на небе, сквозь прозрачное пространство Вселенной, к нам приходят те самые реликтовые фотоны. Точки пространства, из которых фотоны доходят до наблюдателя, образуют так называемую поверхность последнего рассеяния. Это единственный источник во Вселенной, внутри которого мы находимся. Таким образом, мы снова убеждаемся, что на небе не существует «единственной точки», соответствующей месту Большого взрыва. Свет реликтовых фотонов, идущих к нам со всех сторон, приходит из прошлого, с поверхности последнего рассеяния. Большой взрыв — именно там, в прошлом, которое окружает нас со всех сторон.

Фотоны, рассеянные последний раз на поверхности последнего рассеяния, доходят до наблюдателя, практически не взаимодействуя по пути с веществом. Эти фотоны и образуют реликтовое излучение. Оно обладает спектром абсолютно черного тела и к настоящему времени имеет температуру 2,73 К. Падение температуры от 3000 К в эпоху последнего рассеяния до 3 К сегодня обусловлено тем, что с той эпохи размер Вселенной увеличился примерно в 1000 раз; вместе с пространством «растянулись» и фотоны: длина их волны (λ) возросла в 1 000 раз, частота (ν) упала в 1000 раз, поэтому энергия каждого фотона (Е = hν = hc/λ) уменьшилась в 1000 раз, соответственно снизилась и температура излучения. Но при этом все неравномерности распределения температуры по поверхности последнего рассеяния, если они были в ту эпоху, сохраняются в виде угловой неравномерности (анизотропии) распределения температуры реликтового излучения по небу. Наблюдая эти неравномерности, космологи судят о спектре первичных возмущений, об основных параметрах Вселенной и о физике ранней Вселенной.

Реликтовое излучение обладает уникальным свойством. Температура поверхности последнего рассеяния удивительно изотропна, с точностью в 0,001. Анизотропия реликтового излучения — разница температуры в разных направлениях на небе — равна примерно 3 мК. Она вызвана движением Земли вместе с Солнечной системой и всей нашей Галактикой сквозь реликтовое излучение — это так называемый кинетический член в анизотропии реликтового излучения, который отвечает за дипольную анизотропию: впереди, по ходу нашего движения, температура чуть-чуть выше, а сзади, против хода движения, — чуть-чуть ниже. Фактически это обычный эффект Доплера.

Помимо кинетического члена, в анизотропии есть и потенциальные члены, обязанные своим происхождением гравитационным полям очень большого масштаба, сравнимого с горизонтом частиц, то есть с расстоянием до поверхности последнего рассеяния. Ясно, что низшая мультипольная гармоника для этого гравитационного поля должна быть квадрупольной. Дипольной гармоники в гравитационном поле быть не может, поскольку она возникает только в тех полях, которые имеют заряды разных знаков. Гравитационное поле создается массами, имеющими одинаковый знак; степень его неоднородности характеризуется приливными силами, низшая гармоника в приливных силах — квадрупольная.

Анизотропию реликтового излучения вызывают три физических механизма. Первый из них — эффект Сакса—Вольфа, предсказанный еще в начале 1960-х гг. Он заключается в том, что фотоны, двигаясь в переменном гравитационном потенциале, либо приобретают, либо теряют энергию. Второй механизм — эффект Силка. Если на поверхности последнего рассеяния есть флуктуации плотности барионов, то они обязательно будут сопровождаться флуктуациями плотности фотонов. Поскольку энтропия плазмы (т. е. отношение числа барионов к числу фотонов) однородна по пространству, то флуктуации плотности вещества приводят к флуктуациям числа фотонов. Другими словами, где больше плотность, там и горячее. И, наконец, эффект Доплера. Вещество на поверхности последнего рассеяния может двигаться. Если на некоторой части этой поверхности оно движется к нам, то излучаемые им фотоны становятся более голубыми, если же движется от нас — то более красными. В наблюдениях это проявляется как флуктуации температуры излучения при переходе от одного направления на небе к другому.

Почему изучение анизотропии реликтового излучения так важно? Дело в том, что неравномерность распределения вещества (эффект Силка), неравномерность движения поверхности последнего рассеяния (эффект Доплера) и неравномерность распределения гравитационных возмущений между поверхностью последнего рассеяния и наблюдателем (эффект Сакса—Вольфа) — все эти три эффекта обусловлены наличием слабых возмущений метрики (гравитационного поля). Возмущения, которые мы наблюдаем в виде картины переменной интенсивности реликтового излучения на небесной сфере, обязаны своим происхождением гравитационным возмущениям, порожденным в ранней Вселенной в эпоху, близкую к эпохе инфляции. Изучая анизотропию реликтового излучения, космологи получают возможность судить о физических процессах в ранней Вселенной, происходивших при энергиях, недоступных для изучения на современных ускорителях. Поэтому анизотропия реликтового излучения интересна не только космологам, но и физикам, исследующим фундаментальные процессы взаимодействия материи.

Существует еще один физический механизм, вызывающий анизотропию реликтового излучения. Это эффект Сюняева—Зельдовича. В отличие от трех упомянутых выше эффектов, он генерирует анизотропию не на поверхности последнего рассеяния, а на скоплениях галактик. Как известно, скопления галактик заполнены очень горячим и разреженным межгалактическим газом. Этот газ практически полностью ионизован. Реликтовые фотоны, проходя сквозь скопление галактик, частично рассеиваются на горячих электронах и меняют свою энергию. Это проявляется как флуктуация температуры излучения в направлении на скопление. Несмотря на то, что эффект Сюняева—Зельдовича не относится прямо к наблюдениям поверхности последнего рассеяния, он дает нам важный метод исследования процессов во Вселенной. Например, если в районе скопления квадрупольная гармоника анизотропии реликтового излучения не равна нулю, то наблюдатель будет видеть поляризацию реликтового излучения, вызванную его рассеянием на свободных электронах этого скопления. Таким образом, мы получаем возможность наблюдать распределение квадрупольной гармоники по пространству — уникальный инструмент для изучения топологии Вселенной.

В промежутке между эпохой рекомбинации и нашим временем лежит еще одна важная эпоха — образование крупномасштабной структуры Вселенной, формирование галактик и других объектов. Начало этой эпохи условно соответствует температуре Т ≈ 30 К.

В 1998 г. астрономы сделали еще одно чрезвычайно важное космологическое открытие: была измерена новая кинематическая величина — производная скорости расширения Вселенной. Измерить эту величину позволили все те же сверхновые звезды SN Iа. Производная скорости расширения оказалась положительной: Вселенная расширяется ускоренно. Такого результата космологи не ожидали. Дело в том, что различные космические объекты (галактики, скопления галактик, межгалактическое вещество) притягиваются друг к другу. Взаимное гравитационное притяжение обычной материи приводит к тому, что галактики должны разбегаться с замедлением, но они разбегаются с ускорением. По меркам космологии эпоха ускоренного расширения началась недавно, примерно 5 млрд. лет назад.

Открытие ускоренного разбегания галактик поставило перед физикой нелегкую проблему. На возможность ее решения существуют, как минимум, две альтернативные точки зрения. Первая заключается в том, что астрономы открыли новый вид материи, обладающий свойством антигравитации. Исследовать такую материю в лаборатории невозможно — как уже говорилось, она неустойчива. Изучать ее свойства можно только по космологическим проявлениям. Второе объяснение заключается в том, что вне наблюдаемой нами части мира существуют некоторые силы, вызывающие ускоренное расширение нашей Вселенной. В частности, закон всемирного тяготения может быть сложнее, чем мы думали. Гравитационная сила двух пробных частиц может содержать два слагаемых: первое — хорошо известная ньютонова гравитационная сила, а второе — произведение новой фундаментальной константы, лямбда-члена, на расстояние между частицами.

Таковы основные эпохи развития нашей Вселенной, которые изучает космология. Более подробно эти вопросы изложены в книгах: Долгов А. Д., Зельдович Я. Б., Сажин М. В. Космология ранней Вселенной. М, 1988; Сажин М. В. Современная космология в популярном изложении. М, 2002.


1 Слово «инфляция» (лат. inflatio) дословно означает «раздувание»

2 Недавно появившийся в работах космологов английский термин multiverse пока не имеет однозначного перевода на русский язык. Кроме придуманного авторами статьи нового термина «Мультиленная», в литературе используются также термины «Большая Вселенная», «Мультиверс», «мультивселенная», «гипервселенная», «множественная вселенная» и «сверхвселенная». — Примеч. ред.

3 Гигаэлектронвольт, 109 эВ, — характерная единица измерения энергии в современной физике элементарных частиц; полная энергия протона mрc2 ≈ 1 ГэВ.


0
Написать комментарий

    Элементы

    © 2005-2017 «Элементы»